基本介紹
- 中文名：碳聚變
- 外文名：Carbon-burning process
簡介,恆星,核聚變,
簡介
它需要高溫（6×108 K）和高密度（大約2×108 kg/m3），主要過程是：
- 12C + 12C → 20Ne + 4He + 4.617 MeV
- → 23Na + 1H + 2.241 MeV
- → 23Mg + n - 2.599 MeV
另一類為：
- 12C + 12C → 24Mg + γ
- → 16O + 24He (吸熱的)
在氦的聚變停止後，碳聚變開始。當氦聚變時，恆星建立起一個富含碳和氧的惰性核心，一旦氦的密度降低至無法繼續聚變的水平時，核心便會因為重力而塌縮。體積的縮小造成核心的溫度和壓力上升至碳聚變的臨界溫度，這也會使圍繞著核心周圍的溫度上升，使氦在鄰接核心的殼層內繼續聚變。於是恆星的體積增加，膨脹成為紅超巨星。
當碳聚變時，產物（氧、鎂、氖）堆積成新的惰性核。在一段時間之後（或許～一千年）碳的相對豐度將會降低至不能持續的程度，於是核心溫度開始下降並再次收縮。收縮會加熱核心使得氖開始聚變反應（參見氖融合）。圍繞著核心的碳殼層也會繼續聚變，而在更外面還有氦殼層和氫殼層在聚變。
在這個階段點上，質量在4-8倍太陽質量的恆星，變得不穩定並以巨大的恆星風將外面的殼層拋出，留下的就是以氧-鎂-氖核心的白矮星。
質量更大的恆星將繼續氖融合，但是從此刻起的演變是很快的，外殼通常來不及反應出變化。
恆星
恆星是一種天體，由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體，太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星，幾乎全都在銀河系內，但由於距離非常遙遠，這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上，那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群，而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄，提供了許多不同恆星命名的標準。
至少在恆星生命的一段時期，恆星會在核心進行氫融合成氦的核聚變反應，從恆星的內部將能量向外傳輸，經過漫長的路徑，然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡，恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前，會經歷恆星核合成的過程；而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成，會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭，恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜，確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量（化學元素的豐度），和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素：恆星在其一生中，包括直徑、溫度和其它特徵，在生命的不同階段都會變化，而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖，即赫羅圖（H-R圖），可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。
恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫聚變成氦的核聚變反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。
聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其間的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系。
核聚變
核聚變，又稱核融合、融合反應或聚變反應，是指將兩個較輕的核結合而形成一個較重的核和一個很輕的核（或粒子）的一種核反應形式。在此過程中，物質沒有守恆，因為有一部分正在聚變的原子核的物質被轉化為光子（能量）。核聚變是給活躍的或“主序的”恆星提供能量的過程。
